R Aquarii, a ködös múltú és jelenű szimbiotikus kettős

2149

Az R Aquarii szimbiotikus kettős körüli ködről a Hubble-űrtávcsővel készített felvételekből J. Schmidt által összeállított látványos kép nemrégiben a NASA APOD oldalán is megjelent. Ízelítő a szeptemberi Meteorból.

A biológiában a „szimbiózis” kifejezés két élőlény olyan közeli együttélésére utal, hogy azok egymástól gyakorlatilag elválaszthatatlanok. A szimbiotikus csillagok is hasonló módon élnek együtt: olyan kölcsönható kettősökről van szó, amelyek egy forró, általában fehér törpe komponensből, és egy tömeget veszítő vörös óriásból állnak. A hideg óriáscsillagot körülvevő kiterjedt burok anyaga a jóval kisebb és rendkívüli sűrűségű fehér törpe gravitációs hatására egy tömegbefogási (akkréciós) korongon keresztül annak felszínére áramlik, és ott összegyűlik. Ez a folyamat időnként, ha a fehér törpén felgyülemlett hidrogén mennyisége elér egy bizonyos értéket, termonukleáris fúzióhoz vezet. A közben felszabaduló energia aszimmetrikus nóvarobbanást eredményezhet, amely lefújja a csillag külső rétegeit, a környező csillagközi űrbe szabaduló anyag sebessége pedig akár 20 millió km/h is lehet. Az elfejlődött komponensek nagy tömegvesztése, a fehér törpék gyors csillagszele, és az időnkénti nóvaszerű robbanások a szimbiotikus kettősök körül anyagban rendkívül gazdag környezeteket hoznak létre, amelyeknek gyakori jellemzői a bipoláris ködök, a párhuzamos, de ellentétes irányú kifújások, általában az összetett szerkezetű anyagkidobódások és kiáramlások.

Fantáziarajz az R Aqr szimbiotikus kettősről, amelynek időről időre bekövetkező nóvaszerű kitöréseit a vörös óriás főkomponensről a fehér törpe kísérő felszínére áramló, hidrogénben gazdag anyagban bekövetkező termonukleáris fúzió okozza (Dana Berry, STScI)

A legismertebb szimbiotikus kettős, az R Aquarii (R Aqr) egy átlagban M7 színképtípusú, a spektrumában emissziós vonalakat mutató Mira típusú változócsillag és egy fehér törpe együttese, amelynek komponensei kb. 44 év periódussal keringenek a tömegközéppontjuk körül. Az O vagy B színképtípusú fehér törpe mintegy tízezerszer halványabb a miránál, így a fotometriai és spektroszkópiai megfigyelések esetében lényegében csak utóbbinak a fényét mérjük, ezért ez a főkomponens, és a színképi észlelésekből származtatható ún. spektroszkópiai pályaelemek is a mirára vonatkoznak. Ezek alapján a pálya excentricitása 0,25 körüli, fél nagytengelye nagyjából 15 csillagászati egység, látóiránnyal bezárt szöge pedig kb. 70°. A mira tömege 1–1,5 M , átlagos sugara 430 R , így a felszíni gravitációs gyorsulása – „anyagmegtartó képessége” – a Napénak mindössze százezred része, effektív hőmérséklete pedig nem egészen 3000 fok. A fehér törpe kísérő felszíni hőmérséklete ezzel szemben eléri a 20 ezer fokot, de tömege valamivel kisebb a főkomponensénél, kb. 0,6–1 M . Mivel azonban mérete sokkal kisebb, gravitációs tere nagyon erős. Maga a mira még a periasztronban sem tölti ki az ún. Roche-térfogatát – ez egy ekvipotenciális felület a kettős rendszerben, amelyen túljutó anyagra már nem annak forrása gyakorolja a legnagyobb gravitációs hatást –, a vörös óriás kiterjedt burka azonban igen, így az a fehér törpe prédája lesz. A mira látható tartományban 12,4m és 5,2m közötti, 387 nap periódusú, pulzációs eredetű fényességváltozását 1810-ben Karl Ludwig Harding ismerte fel, akinek nevéhez a harmadikként megtalált kisbolygó, a Juno felfedezése is fűződik.

A kettőst több ívperc kiterjedésű, komplex szerkezetű, halvány köd, a Cederblad 211 övezi, amelynek keletkezése – a külső gyűrű – talán az i. sz. 930-ban japán csillagászok által megfigyelt kitöréshez kapcsolható, sokan azonban inkább a koreai feljegyzésekben megörökített, az R Aqr pozíciójában 1073-ban észlelt nóvához kötik, míg a nagyobb része – a belső gyűrű – valószínűleg egy 1773-as nóvakitörés eredménye. Nagyobb léptékben bipoláris, homokóraszerű, toroidális szerkezetű ködnek néz ki, amelyben egy görbült, kifújásokra emlékeztető struktúra figyelhető meg. Nagyjából 200 parszekes távolságával az R Aqr nem csak a legismertebb, de a legközelebbi szimbiotikus kettős is, és mint ilyen, kiváló lehetőséget nyújt a csillagok anyagkiáramlásának részletes tanulmányozására.

Az R Aqr és a kettőst övező köd a Hubble-űrtávcső WFC3 kamerája által rögzített felvételekből összeállított képen, amelynek RGB színcsatornáit a következő vonalakra centrált szűrőkkel készített képek szolgáltatták. R: az egyszeresen ionizált nitrogén 6583 Å hullámhosszúságú tiltott vonala, G: a hidrogén Hα vonala, B: a kétszeresen ionizált oxigén 5007 Å hullámhosszúságú tiltott vonala. A felvételek 2014. október 18-án és 2013. október 22-én készültek, az expozíciós idők 2085, 2058 és 1086 másodperc voltak (Hubble, NASA, ESA / Judy Schmidt)

Az objektum és az azt övező köd vizsgálatának históriája csillagászattörténeti szempontból sem érdektelen – gondoljunk csak a mira fényváltozását felfedező Hardingra –, hiszen a XX. század néhány jeles kutatója is foglalkozott vele. Az R Aquariit övező homokóra-ködöt 1922-ben fedezte fel Carl Otto Lampland, aki a Lowell Obszervatórium munkatársaként, majd igazgatóhelyetteseként elévülhetetlen szerepet játszott a Pluto megtalálásában is. A köd felfedezését követő évtizedekben elvégzett mérésekből kiderült, hogy az tágul, mégpedig ballisztikus módon. Az expanziót a két csillagpopuláció és a két cefeida-típus létezésének felismerője, Wilhelm Walter Baade használta először 1944-ben a köd kinematikai korának meghatározására, eredményül 600 évet kapott, kinematikai távolságára pedig 260 parszeket. Ezeket később pontosították, 1985-ben a homokóra-geometriát is figyelembe vevő kinematikai modellel a heidelbergi Josef Solf – akinek sok egyéb mellett például a nagy felbontású csillagászati spektroszkópia fejlesztésében vannak kiemelkedő érdemei – és kollégája 640 és 185 éves kort kapott a köd egyes részeire, feltéve, hogy az egyenlítői tágulási sebesség 55 km s-1 és a köd minden pontjában arányos a központtól mért távolsággal. Az R Aqr távolságára 180 parszeket határoztak meg, és megállapították azt is, hogy az esetenként kb. 10-5 naptömegnyi anyagot tartalmazó burkokat létrehozó kitörések közötti átlagos időtartam nagyjából 450 év. A központi kifújást először Jesse Greenstein – a kvazárok természetének egyik felismerője – és munkatársa vette észre 1980-ban, később azonban kimutatták, hogy az már 1934-ben rögzített fotólemezeken is megfigyelhető.

A kifújás nagy léptékű S alakja változatlan a korai fotografikus észlelések óta, kisebb mérettartományokban azonban megjelenése még rövid időskálákon is nagy változást mutat. Újabban a kifújás legbelső, 5″ méretű részének nagy felbontású rádiómegfigyeléseit is elvégezték, az eredmények pedig azt mutatják, hogy különböző hullámhosszakon tapasztalható megjelenése és radiálissebesség-mintázata is drámai módon változik. A fehér törpe körüli akkréciós korong pólusairól induló nagy hőmérsékletű anyagból álló keskeny, S alakú struktúra a Chandra űrtávcső mérései szerint rendkívül fényes a röntgentartományban, benne forró csomók mozognak 2-3 millió km/h sebességgel kifelé. Annak ellenére, hogy ez a sebesség kisebb, mint a nóvarobbanás által ledobott burok sebessége, a csomók kevés anyaggal találkoznak, így csak kis mértékben lassulnak. Ez magyarázza azt, hogy a kifújások mérete nem sokban marad el a burok méretétől, amelynek anyaga jóval nagyobb ütemben lassult a sűrűbb csillagközi közeggel történt találkozás és annak anyagának kisöprése miatt. Állandó sebességet feltételezve a csomók kettőstől mért távolsága alapján a Harvard Smithsonian Center for Astrophysics (CfA) kutatói kiszámolták, hogy azok az 1950-es és 1980-as években bekövetkezett kisebb kitörések eredményei, amelyek energiája sokkal alacsonyabb volt és nem is voltak olyan fényesek, mint az 1073-as nóvakitörés. 2007-ben a CfA kutatói a Chandra adatai alapján a R Aqr újabb kifújásának lehetséges detektálásáról számoltak be. Ez a 2000-es évek elején bekövetkezett újabb kitörést feltételez. Ha ezek a kisebb energiájú, kevésbé értett események néhány évtizedenként ismétlődnek, akkor a következő akár tíz éven belül is várható.

Legújabban Liimets és munkatársai több mint két évtized keskeny sávú optikai felvételeit gyűjtötték össze és értékelték ki újra, hogy az R Aquariit övező köd minden komponensének tágulását és fejlődését tanulmányozhassák. Az S alakú kifújás központi részének vizsgálatához pedig látómező-integráló spektrográfot használtak a kétszeresen ionizált oxigén 5007 Å hullámhosszúságú – a ködök esetében gyakori – tiltott vonalában. Ők a ködben a korábbiaknál sokkal kijjebb detektáltak eddig nem ismert, kiterjedt struktúrákat. Az R Aqr kinematikai távolságára a köd tágulása alapján 178 parszeket kaptak, míg a köd korát 650 évre, belső részeit pedig 125 és 290 év közöttire becsülik. A külső része ballisztikusan tágul, a kifújás legtöbb komponensének viselkedése azonban jelentősen eltér ettől. Az S északi része vöröseltolódást, míg a déli része kékeltolódást mutat, ami éppen ellentétes a korábbi észlelésekkel, de ez nagy valószínűséggel a megfigyelések között bekövetkezett ionizációs és megvilágítási változások következménye.

Az R Aqr körüli ködről a VLT FORS2 képalkotó spektrográfjával a Hα vonalban 2012-ben készített felvétel, amelyen a köd már ismert részei – S alakú kifújás, bipoláris lebenyek, B SHKM , C SHKM , stb. – mellett újabb, korábban még nem észlelt részletek – SW3, SW4, NE4 – is feltűnnek (Liimets és mtsai, 2018)

Az elmúlt két évszázad során a változócsillag-észlelők az R Aqr főkomponensének nem teljesen szabályszerű viselkedésére is felfigyeltek: a fényességminimum értéke lassan emelkedik, a rendszer pedig a minimum közelében egyre kékebb lesz, ezzel párhuzamosan pedig a fényességmaximum értéke csökken. A kék fénytöbblet egészen biztosan a fehér törpétől és/vagy annak akkréciós korongjától származik, nem világos azonban, hogy ez a növekedés hogyan tud ilyen dominánsan megjelenni a mira nagyságrendekkel nagyobb luminozitása mellett. Az egyik elképzelés szerint a fehér törpét és akkréciós korongját egy porfelhő övezi, amely a keringés során tőlünk nézve néhány évre a főkomponens elé kerül, csökkentve annak fényességét. Ha ez a helyzet, akkor a következő elhalványodási epizód 2018 és 2026 között várható. A fehér törpe fényessége pedig azért növekszik, mert az erősen elliptikus pályán közelebb kerül a vörös óriáshoz, és annak csillagszeléből nagyobb adagot gyűjt be. A hosszú távú viselkedést tekintve az R Aqr következő nóvakitörése – már ha az eddigiekből lehet extrapolálni – a 2400-as évek végén lesz esedékes. A most csak távcsővel észlelhető objektum fényessége akkor a 2m-t is elérheti, azaz olyan fényes lesz, mint a közelében megfigyelhető β Ceti.

Az R Aquarii fényváltozásai 1983–2018 között az MCSE Változócsillag Szakcsoport észlelései alapján (wcssz.mcse.hu)

Források:

Hozzászólás

hozzászólás